Qora tuynuklar zamon-makon uyg‘unligining singulyar og‘ishini namoyon qiladi

Yulduz massasiga ega qora tuynuklar

Yulduzlar evolyutsiyasiga oid hozirgi zamon ta'limotiga ko‘ra, massasi bizning Quyosh massasidan taxminan 30 barobardan kattaroq bo‘lgan yulduz o‘z umrining so‘nggi bosqichiga yetib kelganda, u o‘ta yangi yulduz chaqnashini namoyon qilgan holda portlab ketadi. Portlash natijasida, endilikda yo‘qlikka yuz tutgan sobiq yulduzning tashqi qatlamlari Koinotga sochilib ketadi. Yulduzning ichki qatlamlari esa aksincha, uning o‘z markazi tomon shiddat bilan qulaydi va yulduzning tugab-bitgan yoqilg‘isi o‘rnida qora tuynuk hosil qiladi. Yulduzlararo fazoda, sobiq yulduz o‘rnida vujudga kelgan bunday qora tuynuklarni ham aniqlashning amalda deyarli imkoni yo‘q. Chunki u yulduzlararo bo‘shliqda, ya'ni, vakuumda joylashgan bo‘ladi va boz ustiga, gravitatsion o‘zaro ta'sirlarda ham ishtirok etmaydi. Lekin, bunday qora tuynuk avval qo‘shaloq yulduz[1] bo‘lgan sistema o‘rnida paydo bo‘lgan bo‘lsa, yulduzlardan birining o‘rnida paydo bo‘lgan qora tuynuk o‘ziga juft bo‘lgan ikkinchi yulduzga gravitatsion ta'sir ko‘rsatishda davom etadi. Hozirda xalqaro astronomlar guruhlari shunday qora tuynuk-yulduz sistemalaridan o‘nga yaqinini bilvosita belgilarga ko‘ra taxminiy-nazariy aniqlashgan bo‘lib, endilikda o‘sha nazariyalarning isboti kutilmoqda.

Qo‘shaloq yulduzlarning birining "o‘lishi" natijasida, uning o‘rnida hosil bo‘lgan qora tuynuk, o‘ziga juft bo‘lgan hali "tirik" yulduzga gravitatsiya ta'sirini ko‘rsatar ekan, bu jarayonda tirik yulduzning moddasi qora tuynuk tomon oqib keta boshlaydi. Natijada, qora tuynuk yutib yuborayotgan yulduz moddasi unga yaqinlashgan sayin, Shvartsshild radiusi ichkarisiga kirib borar ekan, spiralsimon uyurma ko‘rinishida aylanib, qora tuynuk qa'riga singib ketadi. Biroq, aynan shu joyda juda qiziq va paradoksal hodisa yuz beradi: borsa kelmas joyga kirib borar ekan, Shvartsshild radiusi chegarasidan o‘tish jarayonida modda o‘ta katta tezlanish oladi. Zichligi ham nihoyatda kattalashib boradi va qora tuynukning tortish kuchining shiddatidan, hamda, zichlikning o‘ta yuqoriligi sababidan, tuynukka sho‘ng‘ib borayotgan moddani tashkil qiluvchi zarrachalarning o‘zaro to‘qnashishi ham favqulodda ko‘p sonni tashkil qila boshlaydi. Natijada, qora tuynukka borsa qaytmas bo‘lib sho‘ng‘iyotgan yulduz moddasining harorati elektromagnit nurlanishlar diapazonining rentgen nurlanishlari sohasiga tegishli bo‘lgan to‘lqinlar nurlanish energiyasigacha bo‘lgan energiya darajasigacha qiziydi. Astronomlar esa aynan ushbu nurlanish energiyasini va uning intensivligining o‘zgarishlarini o‘lchashlari mumkin. Ushbu o‘lchash natijalarini qayd etib borib, olimlar ular asosida tizimli tahlil yuritadilar va qora tuynukning xossalarini, xususan, uning massasini va diametrini aniqlaydilar. Agar, obyekt massasi Chandrasekar chegarasidan (Quyosh massasining 1,4 baravaridan) katta bo‘lsa, ushbu obyekt oq mittiga aylana olmaydi. Yuqorida aytilgani singari qo‘shaloq yulduz sistemalarining aksariyatida rentgen nurlanishlarga ega massiv obyekt odatda yulduzlarning biri bo‘lgan ulkan neytron yulduz bo‘ladi. Lekin, yuqorida aytganimizdek, bu kabi samoviy rentgen nurlarining manbai sifatida, qo‘shaloq yulduz sistemasida vafot etgan yulduzlarning birining o‘rnida vujudga kelgan qora tuynukning mavjudligi yagona izoh sifatida qaraladigan o‘nlab holatlar aniqlangan.